Hea võimaluse leiu usaldusväärsuse tõstmiseks andsid hiljuti avaldatud Austraalias, Parkesi 64 meetrise raadioteleskoobiga läbi viidud uue lõunataeva neutraalse vesiniku 21 cm raadiojoone ülevaate (GASS) senistest märksa detailsemad andmed. Vähendamaks ka pilvede otsingumetoodikast tuleneda võivaid segavaid efekte on U. Haud praeguseks otsingumeetodit edasi arendanud ja korranud kogu pilvede eristamise protseduuri GASS andmetega. Saadud tulemused kinnitavad kõigi LAB andmete alusel saadud suuremate pilvekomplekside olemasolu. Koostatud pilvekaartide (võrdle siintoodut uudises nr. 9 antud kaardiga) erinevused on seletatavad kasutatud andmete erineva tundlikkuse ja detailsusastmega, aga ka vaatlusmüra ja raadiointerferentside segava mõjuga.

 

Lisaks pilvede olemasolule kinnituse otsimisele on püütud detailsemalt uurida ka pilvede füüsikalisi omadusi. Nii on leitud, et pilvede kaugused Päikesest võivad jääda vahemikku mõnekümnest kuni mõne tuhande valgusaastani, üksikute pilvede läbimõõdud ulatuvad umbes 10 valgusaastani ja pilvekomplekside mõõtmed küünivad mõnesaja valgusaastani. Gaasi temperatuur pilvedes jääb vahemikku 10-50 K ja vesinikuaatomite ruumtihedus neis on mõnisada aatomit kuupsentimeetris. Neid hinnanguid on kõrvutatud mitmete teiste tähtedevahelises keskkonnas eksisteerivate pilvepopulatsioonide omadustega. Nii on näidatud, et uuritavad objektid on oma füüsikalistelt omadustelt samasugused, nagu seni vaid Galaktika tasandi läheduses neutraalse vesiniku omaneeldumisjoones vaadeldud pilved. Vesiniku kiirgusjoones on leitud pilved vaadeldavad esmajoones suundades, mis suhteliselt väikeses ulatuses läbivad Galaktika tasandi vahetut ümbrust. Kuna aga kogu tähtedevaheline gaas on tugevalt koondunud just Galaktika tasandi ümbrusse, siis näeme kiirgusjoones põhiliselt meile kõige lähemaid külmi pilvi.

 

Kõrvutades leitud pilvede omadusi tähtedevahelise keskkonna arengu mudelitega, tundub välja joonistuvat järgmine pilt. Massiivsete noorte tähtede ümbruses hakkavad paisuma ioniseeritud vesiniku piirkonnad. Nende piirkondade välispiiril tekkib lööklaine, mis surub kokku ümbritsevat neutraalset difuusset gaasi, mille temperatuur on umbes 100 K ja tihedus kuni 50 aatomit kuupsentimeetris. Kokkusurutav gaas jahtub temperatuurile umbes 30 K ja tihedus kasvab kuni 1000 aatomini kuupsentimeetris. Just selline gaas võibki olla vaadeldav käesolevas uurimuses kirjeldatud külmade pilvedena. Seda tundub kinnitavat ka asjaolu, et sageli on leitud pilved vaadeldavad kaarjate pilvekompleksidena ja suurimate pilvede näivad asukohad taevas on küllaltki heas kooskõlas teada olevate Päikesele lähimate lööklainete paiknemisega. Selliste pilvede edasisel kokkutõmbumisel ja jahtumisel hakkab neis sisalduv atomaarne vesinik muutuma molekulaarseks. Gravitatsioonilise ebastabiilsuse mõjul jagunevad pilved väiksemateks tükkideks, mis kiirelt kokku langevad, sünnitades uusi tähti ning kogu tsükkel kordub taas. Seega võib aga avastatud lähedaste külmade pilvede populatsioon anda olulise lisavõimaluse tähetekkeprotsesside kõige esimeste etappide uurimiseks.

 

Artikkel: Narrow-line HI and cold structures in the ISM